Gaia Data Release 1 Documentation release 0

rows). The VPUs run seven identical instances of the video-processing algorithms (VPAs), not necessarily with
exactly the same parameter settings though. This (mix of some hardware and mostly) software is responsible for
object detection (after local background subtraction), object windowing (see below), window conflict resolution,
data binning, data prioritisation, science-packet generation, data compression, etc. More details can be found in
Gaia Collaboration et al. (2016b).
The Sky Mapper (SM) CCDs are systematically read in full-frame mode. The object-detection chains for SM1
and SM2 are functionally identical, but their processing algorithms are parametrised independently. The detection
algorithms scan the images coming from each SM in search for local flux maxima. A basic data treatment is applied
correcting from gain and o
ffset per sample. For each detected local maximum, spatial-frequency filters in both the
along- and the across-scan directions are applied to the flux distribution within a 3 × 3 samples working window
centred on the local maximum. Objects failing to meet star-like PSF criteria are classified as prompt-particle-event
(PPE) or (bright-star) ripple, high-frequency or low-frequency outliers, respectively.
The surviving detections are classified either as faint detected object or saturated extremity. They are sorted by
flux and subsequently up to a maximum of 5 objects per TDI line per field-of-view are retained in view of memory
sizing constraints. A list of detected objects is then produced with their attributes, mainly magnitude computed
from the flux collected, observation priority, class of sampling, type, and along- and across-scan position. Saturated
extremities are combined together to produce bright-star detections. Finally, Virtual Objects (VOs) are ‘artificially’
added to the list of detected objects.
After that, the available resources for observation in the AF instrument are allocated to the list of SM-detected
objects according to their priority (essentially magnitude). Some SM-detected objects may be discarded at this
stage due to a lack of resources; this is especially true during Galactic-plane scans (GPSs). Finally, a filtering stage
using AF1 data either confirms the objects for observation or discards them if no corresponding signal is observed
in AF1. Only the confirmed objects with AF1 data are observed in the whole AF instrument (AF2–AF9). The
observation windows, which are assigned according to the object’s sampling class, are centred on the object and
have an initial rectangular shape. Across-scan sample propagation in each field-of-view and conflict management
among windows from di
fferent objects and CCD boundaries, possibly resulting in sample truncation, determine
the final window shape and sample size per object.
As the objects reach the end of the AF instrument, similar algorithms as the ones described for AF are triggered for
BP
/RP. A new resource-allocation process is carried out, for BP and RP independently, optimising the observations
based on the object priority while ensuring a constant number of samples per TDI line. The observation windows
which are assigned according to the class of sampling of the object, are centred on the object and shaped by the
field-of-view-dependent across-scan propagation, window conflicts, and CCD boundaries.
After the SM, AF, and BP
/RP raw samples have been observed for an object, they are grouped to form a star
packet of type 1 (SP1) and stored in the payload data-handling unit (PDHU; Section 1.1.3.6). When gathering
the raw samples, the VPU limits the exposure time for bright stars by activating the user-defined TDI gate, both
in the AF and in the BP
/RP CCDs. However, SM CCDs are operated with Gate 12 permanently active to avoid
excessive saturation from bright stars. Finally, in order to minimise the e
ffect of CTI due to charge trapping, a
periodic charge injection (CI) is activated in each AF and BP
/RP CCD. The shape of the windows is recorded
in the SP1 packet header in order to facilitate the window-reconstruction process on-ground. Each SP1 packet is
time stamped with the object acquisition time in AF1. The packet is assigned a File ID for PDHU storage and
down-link prioritisation.
With part of the flux collected from the RP spectrum, an estimation of the magnitude of the object in the RVS
instrument is produced. When this is not possible, the RVS magnitude is computed as an extrapolation from the
AF magnitude. The object observation priority and class of sampling in RVS is derived from this magnitude.
A separate resource-allocation process is carried out for the RVS. The observation windows, which are assigned
according to the class of sampling of the object, are centred on the object and are shaped by the field-of-view-
23

---

dependent across-scan propagation, conflict management, and CCD boundaries.
After the RVS raw samples have been collected for an object, they are grouped to form a star packet of type 2 (SP2)
and stored in the PDHU. In RVS CCDs charge injections and gates are not applied. The shape of the windows is
recorded in the header of the SP2 packet. Each SP2 packet is time stamped with the object acquisition time in AF1
and the packet is assigned a File ID for PDHU storage and down-link prioritisation.
1.1.3.6
Payload Data-Handling Unit
Science packets generated on board are stored in the payload data-handling unit (PDHU) before being down-
linked to ground. Under normal sky conditions, the PDHU can contain several days worth of science data. When
the scanning law makes Gaia scan (roughly) along the Galactic plane for several consecutive days, however, the
PDHU saturates and a user-defined prioritisation scheme comes in play to govern data deletion. More details on
the PDHU are provided in Gaia Collaboration et al. (2016b).
1.1.3.7
Clock Distribution Unit
The clocking of all CCD detectors is based on a high-accuracy atomic clock, embedded in the clock distribution
unit (CDU). More details on the CDU are contained in Gaia Collaboration et al. (2016b).
1.1.3.8
Wave-Front Sensor
Two CCDs in the focal plane are equipped with wave-front sensors (WFSs) to enable monitoring the optical quality
of the telescopes. See Gaia Collaboration et al. (2016b) for details.
1.1.3.9
Basic-Angle Monitor
Two CCDs in the focal plane are part of the basic-angle monitor (BAM). The BAM allows monitoring variations
of the basic angle of the telescopes to µas-levels every 15 minutes. More details are provided in Gaia Collaboration
et al. (2016b).
1.1.3.10
Astrometric instrument
The astrometric field (AF) contains 9 CCD strips and 7 CCD rows (it contains 62 CCDs since one CCD is sacrificed
for the WFS). The bandpass of the AF detectors, defining the Gaia G band, covers 330–1050 nm; this is mainly
set by the telescope transmission in the blue and the CCD response in the red. The AF CCDs are not read out in
full but only ‘windows’ around objects of interest are read out. The typical window for faint stars is 12 × 12 pixels
(along-scan × across-scan), with the 12 pixels in the across-scan direction typically binned on chip into one single
number (the intensity of the along-scan LSF). For bright stars, single-pixel-resolution windows are used, of size
18 × 12 pixels (along-scan × across-scan). For more details on the astrometric instrument, see Gaia Collaboration
et al. (2016b).
24

---